[論文レビュー] Molecular Cloud Turbulence and Star Formation

Javier Ballesteros‐Paredes, Ralf S. Klessen+2 more|arXiv (Cornell University)|Mar 14, 2006

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 14被引用数 23

ひとこと要約

この論文は、分子雲（MCs）が、重力不安定性や超新星フィードバックによって駆動される希薄なISM内の大規模な圧縮によって形成される一時的で動的に進化する構造であると主張している。乱流はMC形成、コアの進化、星形成効率を制御し、コアは乱流圧縮によって形成され、約1 Myrのスケールで崩壊する。これは、準静的平衡にあるとされる従来の見方を挑戦するものである。

ABSTRACT

We review the properties of turbulent molecular clouds (MCs), focusing on the physical processes that influence star formation (SF). MC formation appears to occur during large-scale compression of the diffuse ISM driven by supernovae, magnetorotational instability, or gravitational instability in galactic disks of stars and gas. The compressions generate turbulence that can accelerate molecule production and produce the observed morphology. We then review the properties of MC turbulence, including density enhancements observed as clumps and cores, magnetic field structure, driving scales, the relation to observed scaling relations, and the interaction with gas thermodynamics. We argue that MC cores are dynamical, not quasistatic, objects with relatively short lifetimes not exceeding a few megayears. We review their morphology, magnetic fields, density and velocity profiles, and virial budget. Next, we discuss how MC turbulence controls SF. On global scales turbulence prevents monolithic collapse of the clouds; on small scales it promotes local collapse. We discuss its effects on the SF efficiency, and critically examine the possible relation between the clump mass distribution and the initial mass function, and then turn to the redistribution of angular momentum during collapse and how it determines the multiplicity of stellar systems. Finally, we discuss the importance of dynamical interactions between protostars in dense clusters, and the effect of the ionization and winds from those protostars on the surrounding cloud. We conclude that the interaction of self-gravity and turbulence controls MC formation and behavior, as well as the core and star formation processes within them.

研究の動機と目的

• 分子雲（MCs）が長期間にわたる、バーティカル平衡状態にあるものではなく、一時的で動的に進化する構造であるという性質を再評価すること。
• 大規模な圧縮によって駆動される乱流が、MCの形態、コア形成、星形成プロセスにどのように影響を与えるかを調査すること。
• 乱流が初期質量関数（IMF）、角運動量分布、星系の多重性を決定する役割を評価すること。
• 乱流、自己重力、フィードバックの相互作用が星形成効率と雲の散逸をどのように制御するかを検討すること。
• 準静的コアの仮定に反して、コアが約1 Myrの動的寿命を持つことを示し、乱流圧縮と崩壊と整合的であることを挑戦すること。

提案手法

• 希薄な媒体における圧縮流と熱不安定性を含む、乱れたISM力学の解析的および数値的モデル化。
• 磁気流体力学（MHD）シミュレーションを用いて、磁場が乱流的自己重力ガスおよびコア形成に果たす役割を調査すること。
• 磁場ありとなしのシミュレーションを比較し、角運動量分布に及ぼす磁場ブレーキの影響を評価すること。
• 観測されたスケーリング則（例：ライン幅-サイズ、密度-サイズ）の分析を通じて、物理的起源を検証し、力学的要因と観測的アーティファクトを区別すること。
• フィードバック機構（特にH ii領域の拡張と超新星駆動乱流）が雲の散逸と星形成効率に与える影響を評価すること。
• シミュレートされたコア質量関数と観測された初期質量関数（IMF）を統計的に比較し、乱流からIMFへの直接的マッピングの妥当性を評価すること。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 観測された性質を踏まえると、分子雲コアの真の性質は動的か、準静的か？
• RQ2 乱流はMCおよびその内部のクラスター・コアの形成と進化にどのように影響を与えるか？
• RQ3 観測された初期質量関数（IMF）は、乱流クラスター質量関数によってどの程度説明可能か？
• RQ4 磁場はMCコアの構造的形成と崩壊中の角運動量の制御に果たす役割は何か？
• RQ5 原始星のフィードバックと力学的相互作用は、密集したクラスタ内でのコア降着と星系の多重性にどのように影響を与えるか？

主な発見

• 分子雲は、希薄なISM内の大規模な圧縮によって形成される一時的で動的に進化する特徴であり、長期間にわたるバーティカル平衡構造ではない。
• MCコアは乱流圧縮によって形成され、約1 Myrのスケールで進化するため、動的であり、準静的ではない物体である。
• 乱流が高密度クラスターおよびコアの形成を駆動し、速度分散がサイズに対して~L^0.5–0.6のスケーリングを示す。これは観測されたMC複合体と整合的である。
• MCにおける観測された密度-サイズ関係は、物理的スケーリング則ではなく、観測的アーティファクトである可能性が高い。
• 磁場はMCコアの定性的な構造に寄与しないが、定量的効果はある。角運動量分布は磁場ブレーキよりも、乱流降着によってよりよく説明される。
• 星形成効率は主に星のフィードバック（例：H ii領域と星風）によって制御され、磁場や乱流単体によるものではない。雲の散逸は約10–15 Myrのスケールで発生する。